:: wikimiki.org ::

Jupiter (planeta)

Jupiter (planeta)

Jupiter je největší planeta Sluneční soustavy, v pořadí pátá od Slunce. Sluneční soustava je někdy popisována jako systém skládající se ze Slunce, Jupiteru a různého smetí. On a ostatní plynní obři Saturn, Uran, and Neptun jsou občas označovány jako jupiterovské planety. Je pojmenován po římském bohu Jupiterovi (též zvaném Jova). Symbolem planety je stylizované znázornění božského blesku (v Unicode: ♃).

Přehled

Jupiter je 2,5× hmotnější než všechny ostatní planety dohromady, tak hmotný, že se hmotný střed soustavy Jupiter-Slunce nachází nad slunečním povrchem (ve vzdálenosti 1,068 slunečního poloměru od středu Slunce). Je 318× hmotnější než Země, poloměr má 11× větší a objem 1300× větší než Země. Často je označován za nedokončenou hvězdu ačkoliv toto srovnání je stejného druhu jako označit asteroid za "nedokončenou Zemi". To, že nalezené extrasolární planety jsou mnohem hmotnější než Jupiter, je způsobeno výběrovým efektem, protože hmotnější průvodci jiných hvězd se současnými prostředky snáze detekují. Naproti tomu velikost poloměru podobné planety už prakticky nezávisí na její hmotnosti, protože větší hmotnost způsobuje pouze další smršťování (dokud nedojde k nastartování termonukleárních reakcí). Neexistuje přesná definice odlišující velké hmotné planety jako Jupiter od hnědých trpaslíků, jadernou syntézu sice provázejí specifické spektrální čáry, nicméně v každém případě by potřeboval být alespoň 70× hmotnější, aby se mohl stát hvězdou. Jupiter se vyznačuje nejrychlejší rotací mezi všemi planetami sluneční soustavy, což způsobuje jeho zplošťování viditelné i pomocí dalekohledu. Nejvýznačnějším rysem je pravděpodobně Velká rudá skvrna, bouře větší než Země. Planeta je nepřetržitě zahalena vrstvou mraků. Jupiter je obvykle čtvrtým nejjasnějším objektem na obloze (po Slunci, Měsíci a Venuši; ačkoliv v některých chvílích se jeví Mars jasnější než Jupiter a v jiných zase Jupiter jasnější než Venuše). To je známé již od dávných časů. V roce 1610 Galileo Galilei a nezávisle na něm pravděpodobně i Simon Marius objevil čtyři velké Jupiterovy měsíce Io, Europu, Ganymedes a Callisto (nyní známé jako galileovské měsíce), u jejichž nebeského pohybu bylo zřetelné, že jeho centrem není Země. Tato skutečnost byla hlavním bodem obhajoby Koperníkovy heliocentrické teorie o pohybu planet; Galileiho vyhlášení podpory Koperníkově teorii jej dostalo do problémů s inkvizicí.

Fyzikální charakteristiky

Stavba planety

Jupiter je složen z relativně malého kamenného jádra, obklopeného kovovým vodíkem, posléze kapalným vodíkem, až nakonec plynným vodíkem. Neexistují přesné hranice přechodu mezi různými fázemi vodíku; podmínky se pozvolna plynule mění z plynu na kapalinu.

Atmosféra

Atmosféra Jupiteru se zkládá z přibližně 86% vodíku a 14% hélia (podle počtu atomů, podle hmotnosti jde o procentuální poměr přibližně 75/24; s 1% hmotnosti připisovaným jiným složkám – vnitřek obsahuje hustší materiály, kde se procentuální poměr mění na přibližně 71/24/5). Atmosféra obsahuje stopové množství methanu, vodních par, amoniaku a "kamení". Nalézají se zde také napatrná množství uhlíku, ethanu, sirovodíku, neonu, kyslíku, fosfinu a síry. Složení atmosféry se velmi podobá složení sluneční mlhoviny. Saturn má podobné složení, ale Uran a Neptun mají mnohem méně vodíku a hélia. Jednotlivé pásy Jupiterovy atmosféry rotují různou rychlostí; tento efekt byl poprvé pozorován Cassinim (1690). Rotace Jupiterovy polární atmosféry je o 5 minut delší než rotace jeho rovníkové atmosféry. Navíc se pásy mraků různé šíře pohybují proti sobě ve směru stálých větrů. Na hranicích těchto konfliktních proudů vznikají bouře a turbulence. Rychlost větru 600 km/h zde není neobvyklá. Nejsvrchnější vrstvy atmosféry obsahují krystaly zmrzlého amoniaku.

Planetární prstence

Jupiter má nezřetelný systém planetárních prstenců složený z částic podobných kouři, jež byly po dopadech meteoridů vymrštěny z jeho měsíců. Hlavní prstenec je tvořen prachem ze satelitů Adrastea a Metis. Dva široké jemné prstence, které obklopují hlavní, pocházejí z Thebe a Amalthea. Existuje také velmi řídký a vzdálený vnější prstenec, který krouží kolem Jupiteru opačným směrem. Jeho původ je nejistý, snad je tvořen zachyceným meziplanetárním prachem.

Magnetosféra

Jupiter má velmi rozsáhlou a silnou magnetosféru. Jeho magnetické pole lze vidět i ze Země, může se jevit až 5× větší než Měsíc v úplňku, přestože je mnohem vzdálenější. Toto magnetické pole vytváří mohutné výrony urychlených částic v Jupiterových radiačních pásech, interaguje s měsícem Io a vytváří vodivou trubici a plazmový prstenec okolo něj. Jupiterova magnetosféra je největší strukturou sluneční soustavy (je větší než magnetosféra Slunce). Sonda Pioneer potvrdila existenci Jupiterova mohutného magnetického pole, které je 10× silnější než zemské a obsahuje 20 000× více energie. Citlivé přístroje na palubě odhalily, že jupiterovský "severní" magnetický pól je na jižním geografickém pólu planety s odchylkou 11 stupňů od jupiterovské osy rotace a se středem pole posunutým mimo střed Jupitera podobně jako je tomu u magnetického pole Země. Pioneer zaznamenal rázovou vlnu jupiterovské magnetosféry ještě ve vzdálenosti 26 miliónů kilometrů a magnetický ohon dosahující až za Saturnovu oběžnou dráhu. Údaje ukazují, že velikost tohoto magnetické pole na straně obrácené ke Slunci rychle kolísá, v důsledku změn tlaku slunečního větru, tento jev byl blíže zkoumán při dvou misích Voyager. Bylo objeveno, že proudy vysokoenergetických částic jsou vyvrhovány až k oběžné dráze Země. V jupiterovských radiačních pásech byly nalezeny a naměřeny vysokoenergetické protony, ukázalo se, že mezi Jupiterem a některými jeho měsíci (zvláště Io) protékají elektrické proudy.

Výzkum Jupiteru

Jupiter je znám už odpradávna, protože je na noční obloze viditelný pouhým okem. V roce 1610 objevil Galileo Galilei svým teleskopem čtyři největší Jupiterovy měsíce — šlo o první pozorování mimozemských měsíců. Do dnešní doby navštívilo Jupiter už mnoho výzkumných sond.

Průlety sond Pioneer

Pioneer 10 proletěl kolem Jupiteru v prosinci 1973, následován Pioneerem 11 přesně o rok později. Sondy poskytly nová důležitá data o Jupiterově magntosféře a získaly několik fotografií planety s nízkým rozlišením.

Průlety sond Voyager

Pioneerem 11 Voyager 1 prolétl v březnu 1979 následován Voyagerem 2 v červenci téhož roku. Voyagery nesmírně zlepšily naše znalosti o galileovských měsících a zaznamenaly Jupiterovy prstence. Získaly také detailnější záběry atmosféry planety.

Oběžná sonda Galileo

Sonda Galileo byla navedena na oběžnou dráhu kolem Jupiteru v roce 1995. Před tím vypustila do atmosféry Jupiteru sondu pro přímé měření jejích fyzikálních vlastností a chemického složení. V průběhu mnohokrát prodlužované mise uskutečnila mnoho blízkých průletů kolem všech galileovských měsíců. Sonda Galileo se stala také svědkem dopadu komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter, která zasáhla planetu v roce 1994, dávaje vynikající pozorovací bod pro tuto velkolepou událost. V září 2003 její mise skončila záměrným navedením do vyšších vrstev Jupiterovy atmosféry, kde shořela.

Průlet sondy Cassini

V roce 2000 prolétla sonda Cassini po cestě k Saturnu kolem Jupiteru a poskytla několik snímků zatím největší úrovně rozlišení.

Plánované mise

Po prozkoumání kapalných oceánů na Jupiterových měsících Europa plánuje NASA výpravu věnovanou ledovým měsícům. Očekává se, že sonda JIMO (Jupiter Icy Moons Orbiter) bude vypuštěna někdy po roce 2012; v současné dpobě (2005) je však tento projekt pozastaven. Na rok 2007 je též plánován průlet sondy New Horizons kolem Jupiteru na její cestě k Plutu.

Jupiterovy měsíce

Plutu Jupiter má přinejmenším 63 měsíců. Pro jejich kompletní seznam se podívejte na Jupiterovy měsíce. Pro časovou osu jejich objevů viz Časová osa objevů těles sluneční soustavy. Čtyři největší měsíce, známé jako "galileovské měsíce" jsou Io, Europa, Ganymedes a Callisto.

Galileovské měsíce

Oběžné dráhy Io, Europy a Ganymeda tvoří vzor známý jako Laplaceova rezonance; pro každé čtyři oběhy Io kolem Jupiteru provede Europa přesně dva oběhy a Ganymedes přesně jeden. Tato rezonance způsobuje gravitační efekt deformující dráhy těchto tří měsíců do eliptických křivek, poněvadž každý z těchto měsíců obdrží vždy na stejném místě oběžné dráhy od svých sousedů tah navíc. Na druhou stranu slapové síly Jupiteru mají tendenci držet měsíce v kruhových drahách. Tato přetahovaná způsobuje pravidelné změny tvarů těchto tří měsíců, Jupiterova gravitace napíná měsíce mnohem silněji v jemu bližší části oběžné dráhy a dovoluje opětovné smrštění do kulovitějšího tvaru ve vzdálenější části dráhy. Tyto změny tvaru způsobují slapové ohřívání jader měsíců. Nejdramatičtěji se to projevuje neobyčejnou vulkanickou aktivitou Io a o něco méně dramaticky geologicky mladým povrchem Europy značícím nedávné zalití povrchu tekutou hmotou z nitra.

Rozdělení měsíců Jupiteru

Dříve se mělo za to, že Jupiterovy měsíce lze elegantně rozdělit do čtyř skupin po čtyřech, ale protože poslední objevy mnoha nových malých vzdálených měsíců zkomplikovaly toto rozdělení, nyní převládá členění na šest hlavních skupin, i když některé jsou různorodější než jiné. #Vnitřní skupina čtyř malých měsíců o průměrech menších než 200 km s oběžnými drahami o poloměru menším než 200 000 km a se sklonem dráhy menším než půl stupně. #Skupina čtyř galileovských měsíců objevených Galileo Galileim s oběžnými drahami 400 000–2 000 000 km od Jupiteru, která obsahuje největší měsíce ve sluneční soustavě. #Themisto je skupinou sám o sobě, obíhá na půl cesty mezi galileovskými měsíci a další skupinou. #Himalia je těsně svázanou skupinou měsíců s oběžnými drahami o poloměrech 11-12 miliónů kilometrů. #Carme je výraznou skupinou průměrně 23 404 000 km od Jupiteru s průměrným sklonem dráhy 165 stupňů. #Skupina Ananke má dost nejasné hranice s průměrnými poloměry oběžných drah 21 276 000 km a průměrným sklonem dráhy 149 stupňů. #Pasiphaë je rozptýlená a neurčitá skupina obsahující všechny nejvzdálenější měsíce. Rozdělení do skupin může mít hlubší význam, protože některé skupiny mohly vzniknout ze společného základu — většího měsíce nebo zachyceného tělesa, které se rozbilo na více kusů.

Dopad komety

Pasiphaë V období 16. července – 22. července 1994 dopadlo na jižní polokouli Jupiteru více než 20 částí rozpadlého jádra komety Shoemaker-Levy 9, což dalo příležitost k prvnímu přímému pozorování srážky dvou těles ve sluneční soustavě. Velká hmotnost Jupiteru a jeho umístění blízko vnitřní části sluneční soustavy způsobuje jeho časté srážky s jádry komet.

Podívejte se také na

- [http://commons.wikimedia.org/wiki/Jupiter Galerii] fotografií Jupiteru na [http://commons.wikimedia.org/ Wikimedia Commons]

Externí odkazy

- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html Seznam údajů o Jupiteru od NASA (anglicky)]
- http://planety.astro.cz/jupiter.html
- http://www.aldebaran.cz/astrofyzika/sunsystem/jupiter.html - článek na serveru sdružení propagujícího astrofyziku a fyziku plazmatu
- http://www.boskowan.com/www/jirka/vesmir/planets/jupiter/jupiter.htm

Příbuzná témata

- Fyzika: Astrofyzika, Sluneční soustava Kategorie:Planety Kategorie:Jupiter als:Jupiter (Planet) ja:木星 ko:목성 ms:Musytari simple:Jupiter (planet) th:ดาวพฤหัสบดี

Planeta

Planeta (z řeckého πλανήτης, planétés - "poutníci") nebo oběžnice je těleso značného objemu, jehož hmotnost je menší než 80 MJ (hmotností Jupiteru), které obíhá na oběžné dráze kolem hvězdy a které neprodukuje žádnou nebo velmi málo energie prostřednictvím termonukleárních reakcí.

Charakteristika

Vznik

Předpokládá se, že planety vznikly ze smršťující se mlhoviny, z které se zformovala také jejich mateřská hvězda. Prvotní planety (protoplanety) vznikly nashromážděním plynu a prachu obíhajícího protohvězdu v hustém protoplanetárním disku předtím, než v jádru hvězdy začala termonukleární reakce a sluneční vítr odfoukl zbylý materiál pryč.

Energie

Uvnitř planety neprobíhají žádné termonukleární reakce, které by produkovaly energii. Všechnu vyzařovanou energii získávají planety z gravitačních, mechanických a termodynamických jevů, rozpadů radioaktivních prvků, shromažďování a odrážení energie z centrální hvězdy.

Ve sluneční soustavě

right Kromě Země (která ve starověku nebyla považována za planetu) jsou všechny planety ve sluneční soustavě pojmenované podle řeckých a římských bohů; některé neevropské jazyky, jako například čínština, však používají odlišné názvy. Měsíce jsou také pojmenované podle bohů a postav z mytologie (převážně klasické) nebo podle postav z Shakespearových her (měsíce Uranu). Asteroidy můžou být nazvané podle uvážení svých objevitelů, podle téměř kohokoliv nebo čehokoliv (zakázaní jsou např. politici, názvy podléhají schválení terminologické poroty Mezinárodní astronomické unie). O pojmenování planet a jevů na nich se stará planetární terminologie.

Uznané planety

Podle rozhodnutí autority Mezinárodní astronomické unie je v sluneční soustavě devět planet, tedy "dominantních" těles obíhajících kolem Slunce. Jsou to (vzestupně podle vzdálenosti od Slunce): # Merkur (☿) # Venuše (♀) # Země (♁) # Mars (♂) # Jupiter (♃) # Saturn (♄) # Uran (♅) # Neptun (♆) # Pluto (♇) (oběžná dráha Pluta leží zčásti uvnitř oběžné dráhy Neptunu; někteří astronomové považují Pluto jen za větší asteroid a nikoliv za skutečnou planetu)

Definice planety

Sluneční soustava se skládá ze Slunce, planet, planetek, meteoroidů a meziplanetárního plynu a prachu (řazeno podla velikosti). Velká tělesa Sluneční soustavy, která mají rozměry větší než Pluto a nepatří mezi měsíce planet, označujeme jako planety. Menší tělesa se nazývají planetky (nebo taky asteroidy). Hranice mezi planetami a planetkami není ostrá. Tato hranice a přesná definice planety je v současné době zdrojem sporů. Příkladem buď samo Pluto. Jestliže za planetu považujeme těleso, které vzniklo při vzniku sluneční soustavy z protoplanetární mlhoviny nabalováním hmoty na sebe (viz výše), pak Pluto mezi planety nepatří. Jeho velikost je podstatně menší než velikost kterékoliv jiné planety. Také jeho složení se mnohem více podobá ledovým měsícům Saturna, než planetám (průměrná hustota Pluta je 2 g/cm³, Marsu 4 g/cm³). Předpokládá se, že všechny další tělesa za drahou Neptunu (TNO, transneptunická tělesa) jsou rovněž složením podobna Plutu, čili hrouda kamení a ledu (viz výše ledové planety). Nicméně, IAU (Mezinárodní astronomická unie) v roce 1999 shodla, že budeme mít 9 planet. Dá se tedy říct, že z nomenklaturního hlediska máme planet devět, ale z hlediska kosmogonického pouze osm. V roce 2005 po objevu dalších velkých těles za drahou Neptuna se opět začalo diskutovat na téma definice planety. Jedním z podnětů bylo rozhodnutí Amerického přírodopisného muzea (American Museum of Natural History) v New Yorku vyřadit Pluta ze seznamu planet. Devatenáctičlenný panel pak navrhl definici planety upřesnit přídavnými jmény. Podle tohoto návrhu by pak byly tři druhy planet:
- terestrické planety (terrestrial planets)
- obří plynné planety (gas-giant planets)
- transneptunické planety (trans-Neptunian planets) Proti poslednímu druhu jsou výhrady, že není vhodné definovat typ těles podle jejich umístění ve Sluneční soustavě a vzniklo alternativní označení ledoví trpaslíci (ice dwarfs).

10. planeta nebo 8 planet?

V roce 2003 bylo objeveno těleso 2003 UB313, které se ukazuje být větší než Pluto. Na astronomické konferenci v roce 2006 v Praze se rozhodne, zda bude uznáno za planetu, nebo po dlouhých diskuzích tuto výsadu ztratí i Pluto.

Další objekty sluneční soustavy, podobné planetám

Nedávno objevený objekt 90377 Sedna obíhá Slunce ve vzdálenosti 13 miliard kilometrů, což je třikrát dále než Pluto. Průměr Sedny, pojmenované podle inuitské bohyně moře, není stále přesně známý, odhaduje se na 1/2 až 3/4 průměru Pluta, což je 1180 až 2360 km. Několik zdrojů již informovalo o Sedně jako o desáté planetě [http://www.theaustralian.news.com.au/common/story_page/0,5744,8968352%255E29098,00.html], všeobecně však astronomové tuto skutečnost neakceptují. Další "možná planeta" je 90482 Orcus, objekt oběžnou dráhou a velikostí podobný Plutu. Mezi dalšími kandidáty jsou např. 50000 Quaoar a 20000 Varuna. V současnosti považováno za téměř vyloučené, aby se našlo těleso, jehož velikost by byla srovnatelná nebo větší než např. Marsu nebo Merkuru. Viz http://www.princeton.edu/~willman/tno-comet/ a http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos3.gif . V různých obdobích historie se uvažovalo o několika hypotetických planetách, jako například Planeta X (předpokládaný výskyt za oběžnou dráhou Pluta) nebo Vulcan (s možnou oběžnou dráhou mezi Merkurem a Sluncem), které byly předměty intenzívního, ale neúspěšného hledání.

Klasifikace

Astronomové rozlišují mezi malými tělesy Sluneční soustavy, jako jsou planetky, komety a transneptunická tělesa, a mezi skutečnými planetami. Planety v sluneční soustavě lze rozdělit podle složení do víc kategorií:
- terestrické nebo též kamenné — planety podobné Zemi, složené převážně z hornin: Merkur, Venuše, Země, Mars
- joviální nebo též plynní obři — planety podobné Jupiteru, jejichž materiál je tvořen převážně z plynů: Jupiter, Saturn, Uran, Neptun
- uranské nebo též ledoví obři — podkategorie plynných obrů lišící se vyčerpáním vodíku a hélia a významným podílem hornin a ledu: Uran, Neptun
- ledové planety — někdy se uvádí tato třetí kategorie, ve které jsou tělesa jako Pluto, složené převážně z ledu. Tato kategorie "ledových" těles zahrnuje také neplanetární tělesa, jako například ledové měsíce vnějších planet naší sluneční soustavy (například Triton). Osm kamenných a plynných planet je všeobecně uznáváno jako hlavní planety. Ceres byl po svém objevení označený jako planeta, ale poté, co bylo nalezeno mnoho podobných objektů, byl překlasifikován na asteroid. Na základě nedávných objevů těles za oběžnou dráhou Neptunu, které se podobají Plutu svou oběžnou dráhou, velikostí a složením, si mnoho lidí myslí, že Pluto by mělo být definováno spíše jako planetka. Například Mike Brown z Caltechu definuje planetu jako každé těleso v sluneční soustavě, které je hmotnější než celková hmotnost všech ostatních těles na podobných oběžných drahách. Podle této definice by Pluto ani Sedna nebyly planetami. Mnoho lidí považuje Zemi a Měsíc za dvojplanetu z několika důvodů:
- Měsíc, měřený podle svého průměru, je 1,5× větší než Pluto.
- Gravitační síla, kterou působí Slunce na Měsíc, je větší než ta, kterou působí na Měsíc Země (asi 2,2×). Druhá skutečnost není v sluneční soustavě ojedinělá, pro tak velký satelit je však neobvyklá. Jiné měsíce, na které působí Slunce větší gravitací než jejich mateřská planeta, jsou:
- Nejvzdálenější měsíc Jupiteru (S/2003 J; 1,5×)
- Nejvzdálenější měsíc Uranu (S/2001 U 2; 1,2×)
- Dva najvzdálenější měsíce Neptunu (S/2002 N 4 a S/2003 N 1; 2,1×)
- Několik měsíců asteroidů (například S/2001 (22) 1 Linus 1,6×; S/1998 (45) 1 Petit-Prince 2,8×; S/1993 243 (1) 1,3×; a, najnápadnější, S/2001 (66391) 1 625×)

Exoplanety

Před rokem 1990 bylo známých jen devět planet, všechny v naší sluneční soustavě; v současnosti (listopad 2004) je jich známých 133 a všechny nově objevené jsou planety mimo naši sluneční soustavu. Nazývají se exoplanety. Většina exoplanet, které byly objevené, má hmotnost větší nebo porovnatelnou s plynnými obry v sluneční soustavě. Výjimku tvoří tři planety obíhající vyhaslou hvězdu nebo zbytek supernovy zvaný pulzar, jejichž hmotnost je srovnatelná se Zemí; a planeta obíhající μ Arae s hmotností přibližně 14-krát větší než je hmotnost Země [http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2004/pr-22-04_pf.html]. Není jasné, zda se budou nově objevené planety podobat plynným obrům naší sluneční soustavy nebo zda budou úplně jiného typu, který v naší sluneční soustavě není známý. Zvláště některé z těchto planet, známé jako horké Jupitery, obíhají v extrémní blízkosti svých mateřských hvězd po téměř kružnicových oběžných dráhách. Přijímají proto o mnoho více záření než plynní obři v naší sluneční soustavě. Vyvstává proto otázka, zda se jedná o stejný typ planet. NASA má v plném proudu projekt na vyvinutí umělé družice pro hledání planet pozemského typu (anglicky Terrestrial Planet Finder), který bude schopen nalézat planety velikosti Země. Frekvence výskytu takových planet je jednou z proměnných v Drakeově rovnici, která odhaduje počet inteligentních, komunikujících civilizací existujících v naší galaxii. Existuje minimální zachytitelná úroveň kmitání, kterou je současná technika ještě schopna zaznamenat. Zatím se daří objevovat především planety, které jsou dostatečně velké a obíhají ve značné blízkosti mateřské hvězdy tak, že tuto hvězdu rozkmitají alespoň na tuto minimální zachytitelnou úroveň. Postupem času, jak budou sestrojovány stále lepší dalekohledy, bude možné zachytit v dnešní době hypotetické menší a vzdálenější planety.

Mezihvězdné planety

Mezihvězdné planety jsou samotáři v mezihvězdném prostoru, kteří nejsou gravitačně spojeni se žádnou hvězdnou soustavou. Dodnes není známá žádná mezihvězdná planeta, jejich existence je však považována za možnou na základě toho, že výsledky počítačových simulací původu a vývoje planetárních systémů často obsahují procesy zformování a následného odvrhnutí těles o značné hmotnosti.

Externí odkazy

- [http://physics.hallym.ac.kr/education/oregon/imamura/121/oct6/planet.html Planetární pohyby (anglicky)]
- [http://planetquest.jpl.nasa.gov/ Planetární výpravy NASA (anglicky)]
- [http://www.ciw.edu/IAU/div3/wgesp/definition.html Pracovní definice "planet" (anglicky)]
- [http://cfa-www.harvard.edu/cfa/ps/icq/ICQPluto.html Stránka Dana Greena o členění planet (anglicky)]
- [http://www.spacedaily.com/news/outerplanets-04b.html Gravitační zákony: Přirozenost a smysl označení planeta]; S. Alan Stern; March 22, 2004 (anglicky)
- [http://exoplanets.org/almanacframe.html Seznam exoplanet] anglicky Planety als:Planet ja:惑星 ko:행성 ms:Planet simple:Planet th:ดาวเคราะห์ zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

Sluneční soustava

Sluneční soustava je planetární systém kolem hvězdy známé pod názvem Slunce. Systém tvoří především 9 planet, více než 70 měsíců těchto planet (především planet Jupiter, Saturn, Uran, Neptun) a další menší tělesa jako planetky, komety, meteoroidy apod. Planety obíhají po eliptických drahách kolem Slunce, které je v ohnisku elipsy. Měsíce také obíhají kolem planet po eliptických drahách. Sluneční soustava je součástí Galaxie známé také pod názvem Mléčná dráha. Ta je částí tzv. Supergalaxie, kam patří mj. i galaxie M 31 v Andromedě. Více než 99 % celkové hmotnosti Sluneční soustavy tvoří samo Slunce, které svojí gravitační silou udržuje soustavu pohromadě. Kategorie:Astronomie Kategorie:Sluneční soustava ja:太陽系 ko:태양계 ms:Sistem suria nb:Solsystem simple:Solar system th:ระบบสุริยะ

Slunce

Slunce je naše nejbližší hvězda. Je asi 150 milionů km (1 AU) daleko od Země. Je to koule žhavých plynů o hmotnosti 1,989×10³⁰ kg (330 000 krát více než Země a 99,8% hmotnosti sluneční soustavy), která neustále produkuje ohromné množství energie. Její výkon je zhruba 4×10²⁶ W, z něhož na Zemi dopadá jen asi 45 miliardtin. I tak tok energie ze Slunce na Zemi činí asi 1,4 kW m^-2. Slunce je hvězda hlavní posloupnosti, spektrální třídy G2. Slunce patří do třídy svítivosti V. Slunce obíhá okolo středu Galaxie ve vzdálenosti od 25 000 do 28 000 světelných let od jejího středu. Oběh trvá přibližně 226 milionů let. Slunce je staré přibližně 4,6 miliard let, což ho řadí mezi hvězdy středního věku. Bude svítit ještě asi 7 miliard let. Teplota na povrchu Slunce činí asi 5800 K, proto ho vnímáme jako žluté (i když maximum jeho vyzařování je v zelené části viditelného spektra). Průměr Slunce je zhruba 1 400 000 km což je asi 109 průměrů Země. Jeho objem je tedy asi 1,3 milionkrát větší než objem Země. Hustota Slunce je průměrně 1400 kg m^-3. Slunce se otáčí jinou rychlostí u pólů a na rovníku. Na rovníku se otočí jednou za 25 dní, na pólu za 36 dní. Jeho absolutní magnituda je +4,1, relativní pak -26,8. Je to tak nejjasnější těleso na obloze.

Složení Slunce

: V hmotnostních poměrech je Slunce složeno ze zhruba 3/4 vodíku a 1/4 hélia.

Struktura Slunce

Jádro

Uprostřed Slunce se nachází jádro, kde dochází k uvolňování energie. Teplota v jádru dosahuje 1,5×10⁷ K a hustota plazmy se zde pohybuje okolo 130000 kg m^-3. V tomto prostředí se vodík postupně a velmi pomalu mění na hélium za uvolnění obrovského množství energie. Každou sekundu se při tom spálí 700 000 000 tun vodíku. Ani to však neznamená, že uvnitř Slunce děj probíhá nějak překotně. Musíme mít na paměti velké rozměry Slunce. Hustota výkonu Slunce je pouhých 0,19 mW kg^-1. Postupně přes několik mezistupňů v tzvn. proton-protonovém cyklu dojde ke sloučení čtyř protonů v jednu α-částici - jádra hélia, přičemž dva z protonů se přemění na neutrony. Řetězec těchto reakcí produkuje mnoho energie ve formě fotonů tvrdého gama záření. Ty pronikají k chladnějšímu povrchu, což jim trvá asi sto tisíc let. Za tu dobu předají většinu své energie hmotě Slunce a stanou se z nich fotony o mnohem delších vlnových délkách, například fotony viditelného světla. Mnohem rychleji se k povrchu dostanou vzniklá neutrina, pro které hmota Slunce prakticky není překážkou.

Vrstva v zářivé rovnováze

Tato vrstva je široká zhruba půl milionu km. Zářivá rovnováha znamená, že co atomy v této vrstvě pohltí, to také později vyzáří, přičemž tlak záření vyrovnává gravitační tlak. Právě tato vrstva způsobuje výrazné zpomalení fotonů, protože každý foton, který je pohlcen, je následně vyzářen v náhodném směru.

Konvektivní zóna

Tato vrstva o tloušťce asi 200 tisíc km se podobá hrnci s vroucí vodou. Studenější hmota padá směrem ke středu Slunce, ohřátá se dere k povrchu.

Fotosféra

Fotosféra je to, co na Slunci vidíme. Je na ní možné pozorovat vrcholky vystupujících proudů z konvektivní zóny. Nápadné jsou také sluneční skvrny a protuberance.

Chromosféra

Chromosféra je vcelku tenká vrstva nad fotosférou. Její teplota stoupá směrem od Slunce. Objevují se v ní chromosférické erupce.

Koróna

Koróna nemá vnější hranici a zasahuje hluboko do sluneční soustavy. Její teplota je okolo 1 500 000 K. Velmi dobře se dá pozorovat při zatměních Slunce.

Další drobné informace

Astronomický symbol pro Slunce je kruh s bodem uprostřed, v Unikódu ☉. Varovaní: přímý pohled do Slunce může poškodit zrak!

Externí odkazy

- [http://aldebaran.cz/astrofyzika/sunsystem/slunce.html Slunce na Aldebaran.cz]
- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Stránky Sluneční observatoře SOHO, včetně webové kamery] angl.
- [http://www.astro.cz/obloha/slunce/ Aktuální družicové snímky Slunce] Kategorie:Sluneční soustava Kategorie:Slunce Kategorie:Hvězdy als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Saturn (planeta)

Saturn je šestou planetou Sluneční soustavy, po Jupiteru druhou největší.

Historie

Saturn je pozorovatelný pouhým okem. Lidé jej proto znali již od pravěku. V roce 1610 se pozorováním Saturnu zabýval Galileo Galilei. Díky nedokonalé optice použitých dalekohledů neodhalil podstatu saturnových prstenců a pokládal je za dvě samostatná tělesa, doprovázející vlastní planetu. Teprve asi o 50 let později přinesl správné vysvětlení pozorovaných jevů holandský astronom, matematik a fyzik Christiaan Huygens a jako první prohlásil, že Saturn je obklopen kruhovým prstencem. Skutečnost, že pozorovaný prstenec se ve skutečnosti skládá z řady vzájemně oddělených prstenců zjistil jako první francouzský astronom Giovanni Domenico Cassini. Jím objevená mezera mezi prstenci se dodnes označuje termínem Cassiniho dělení. Teprve v 19. století prokázal J. E. Keller, že jednotlivé prstence nejsou jednolité, ale skládají se z nesmírného počtu malých částic. Současná astronomie čerpá většinu detailních znalostí o Saturnu ze snímků, pořízených sondou Pioneer 11, která prolétla v blízkosti Saturnu roku 1979. Dalšími průzkumníky Saturnu byly sondy Voyager 1 a 2, které snímkovaly Saturn v letech 1980 a 1981. V roce 1997 odstartovala z kosmodromu na mysu Canaveral raketa Titan, nesoucí na palubě planetární sondu Cassini-Huygens. Tato sonda se skládá ze dvou částí, jedna z nich, sonda (Cassini), by měla obihat minimálně 4 roky kolem planety, studovat magnetické pole Saturnu a fotografovat a spektroskopicky zkoumat planetu, její prstence a měsíce. Druhá část, sonda (Huygens), úspěšně přistála na Saturnově měsíci Titanu a odeslala na Zemi množství údajů o tomto zajímavém tělese.

Prstence a měsíce

Saturnovy prstence mají celkový průměr 420 000 km, ale tlusté jsou jen několik málo set metrů. Jsou tvořeny ledovými úlomky, prachem, kamením a balvany, které nemají průměr větší než několik metrů. Mezi prstenci leží dráhy nejvnitřnějších měsíců. Měsíc Pan obíhá v mezeře nazývané Enckeho dělení ve vnější části prstence A. Jiný měsíc Atlas obíhá na okraji prstence A, zatímco Prometheus a Pandora obíhají každý z jedné strany prstence F. Některé měsíce nalezneme na shodných drahách.

Prstence

Nejvzdálenější část systému Saturnových prstenců viditelných ze Země tvoří prstenec A, který má průměr téměř 275 000 km. Prstenec A je od nejširšího a nejjasnějšího prstence B oddělen tmavou mezerou širokou 4500 km zvanou Cassiniho dělení, která je viditelná v dalekohledu o průměru alespoň 7,5 cm. Následuje částečně průhledný prstenec C. Slabší prstence D a F leží uvnitř a vně viditelných prstenců. Jiné dva prstence G a E leží za prstencem F. V roce 2004 objevila sonda Cassini náznaky dalších prstenců, které dostaly předběžná označení R/2004 S1 a R/2004 S2.

Měsíce

2004 Doposud je známo 47 měsíců Saturnu. Největší z nich je Titan o průměru 5150 km. Po Ganymedovi je druhým největším měsícem Sluneční soustavy a je jediným měsícem s hustou atmosférou.

Největší měsíce

Jak již bylo zmíněno největším měsícem je Titan. Následuje výčet dalších velkých měsíců směrem od planety: Pan, Atlas, Pandora, Prometheus, Janus, Epimetheus, Mimas, Enceladus, Tethys, Calipso, Telesto, Dione, Helene, Rhea, Titan, Hyperion, Japetus, Phoebe zpět: Fyzika - Astrofyzika - Sluneční soustava Kategorie: Planety ja:土星 ko:토성 ms:Zuhal simple:Saturn (planet) th:ดาวเสาร์ zh-min-nan:Thó·-chheⁿ

Neptun (planeta)

Neptun je osmá (předposlední), ale v určitých obdobích (např. v letech 1979 - 1999) poslední planeta Sluneční soustavy, protože dráha Pluta je výrazně excentrická a zasahuje dovnitř dráhy Neptuna. Pojmenován je podle starořímského bůha Neptuna.

Objevení

Jeho existenci předpověděli (a přibližnou polohu vypočítali) francouzský astronom Urbain Le Verrier a anglický astronom John Couch Adams na základě odchylek v pohybu Uranu. Na základě jejich výpočtů byl potom objeven v roku 1846 německým astronomem Johannem Gottfriedem Gallem.

Základní charakteristika

Neptun je svým vzhledem, velikostí a hmotností jakýmsi dvojníkem Uranu. Atmosféra Neptuna je však omnoho bouřlivější, proměnlivější než atmosféra Uranu. Mraky různé výšky jsou v něm unášeni rychlostí více než 1 000 km/h. (až 2 000 km/h.). Zajímavým výtvorem je velká tmavá skvrna, široká jako naše Země. Je to obrovský uragán, otáčející se rychlostí více než 600 km/h. V největší výšce obrovskou rychlostí prolétají malé jasné obláčky, o kterých se domníváme, že jsou tvořeny ledovými krystaly metanu.

Přijímaná a vydávaná energie

Neptun je velmi daleko od Slunce a proto dostává 900krát méně sluneční energie, než Země. Zajímavostí však je, že vyzařuje 2,7krát více energie, než přijímá. V současnosti zdroj této vyzařované energie neznáme. Vyzařovaná energie však vysvětluje existenci bouřlivých procesů v atmosféře Neptuna.

Prstence a měsíce

Sonda Voyager 2 pomohla objevit 3 prstence okolo Neptuna. Jsou velmi nevýrazné a tenké. Nejvzdálenější a nejvýznamnější z nich (pojmenován Adams) je zvláštní tím, že tvoří asi tři výraznější oblouky, poblíž kterých je nejvíc hmoty. Tato zhuštění mají i vlastní pojmenování: Svoboda, Rovnost a Bratrství. Neptun má 8 pojmenovaných měsíců a největší z nich je pojmenován Triton. Je to nejchladnější těleso pozorované v Sluneční soustavě. Teplota jeho povrchu je -228 °C. Kromě Tritonu a dalšího původně známého měsíce Nereida byly všechny ostatní objeveny Voyagerem 2 v průběhu jeho průletu okolo planety. Dalších 5 dosud nepojmenované měsíce bylo objeveno v letech 2002 a 2003.

Podívete se také na

- Neptunovy měsíce Kategorie:Planety Kategorie:Neptun ja:海王星 ko:해왕성 ms:Neptun simple:Neptune (planet) th:ดาวเนปจูน

Unicode

Unicode je původně šestnáctibitová tabulka znaků všech existujících abeced, později rozšířená na 31 bitů. Jeho autorem je Unicode Consorcium. Projekt Unicode začal v roce 1988 a byl dovršen v roce 1991 založením Unicode Consorcium.

Vývoj

Ke konci osmdesátých let 20. století vznikla naléhavá potřeba sjednotit různé kódové tabulky znaků pro národní abecedy. Například český jazyk používal v informatice nejméně 5 různě kódovaných tabulek. Vznikaly značné problémy při spolupráci aplikací a při přenosech dat mezi programy a různými platformami. Podobná situace byla ve všech jazycích, které nevystačily se základní 7 bitovou tabulkou ASCII znaků. V té době vznikly současně dva projekty pro vytvoření jednotné univerzální kódovací tabulky znaků. Byl to projekt ISO 10646 organizace ISO a projekt Unicode. Norma ISO definuje tzv. UCS - Universal Character Set. Kolem roku 1991 došlo k dohodě a projekty spojily své úsilí na vytvoření jednotné tabulky. Oba projekty stále existují a publikují své standardy samostatně, ale tabulky znaků jsou kompatibilní a jejích rozšiřování je koordinováno.

Dnes

Unicode verze 1.1 odpovídá normě ISO 10646-1:1993, Unicode 3.0 odpovídá ISO 10646-1:1993, Unicode 4.0 odpovídá připravované třetí verzi ISO 10646. Všechny verze Unicode od 2.0 výše jsou kompatibilní, jsou přidávány pouze nové znaky, existující znaky nejsou vyřazovány nebo přejmenovávány. Standard Unicode se oproti ISO 10646 navíc zabývá implementací algoritmů pro písma psaná zprava doleva (arabština), podporou oboustranných textů (jako např. směs hebrejštiny a latinky), algoritmy pro řazení a porovnávání textů. Bohaté možnosti Unicode mají i nevýhody, především vznikají problémy s nekompatibilitou se staršími aplikacemi, které jsou orientovány na jednobytové znaky. Také velmi narůstá délka textů. Textové řetězce v Unicode mohou obsahovat byty, které mají zvláštní význam pro programovací jazyky (např. binární nuly), nebo operační systémy (např. lomítka oddělující adresáře ve specifikaci souboru). Z tohoto důvodu byl navržen systém kódování znaků Unicode, nazývaný UTF - UCS Transformation Format. Nejpoužívanější variantou je UTF-8, popsaný v ISO 10646-1:2000 Annex D a také v RFC 3629. Formát kóduje znaky Unicode do sekvence 1 až 6 bytů. Pro českou abecedu stačí pro znaky bez diakritiky jeden byte a pro znaky s diakritikou dva byty. UTF kódování odstraňuje všechny nevýhody neupraveného Unicode.

Znaky Unicode

Znak Unicode může být až 31 bitů dlouhý a tento rozsah pokrývá všechny známé znakové sady jazyků na zemi, včetně japonského nebo čínského písma. Používá se dále pro fonetické abecedy (pro zápis výslovnosti), speciální znaky pro vědecké a matematické symboly, kombinované znaky a podobně. Každý znak má jednoznačný číselný kód a svůj název.

Operační systémy

Znaková sada Unicode se stále více prosazuje v aplikacích i operačních systémech. Od verze 97 Unicode používá pro vnitřní zápis znaků Microsoft Office; Windows od verze NT přes 2000 až po XP. Přecházejí na ni i další operační systémy, např. některé distribuce Linuxu (RedHat, Fedora).

Aplikace

Některé starší aplikace (dosud) UTF-8 nepodporují, např. poštovní program Pegasus Mail 4. Na druhé straně pro některé systémy je UTF-8 již jedinou používanou znakovou sadou, např. jazyk Java, nebo XML.

Čeština

Na rozdíl od dřívějších osmibitových tabulek znaků jako je bratří Kamenických, Latin 2, Windows-1250 či ISO-8859-2 lze všechny znaky zobrazit zároveň; v jednom textu lze tedy kombinovat např. češtinu, ruštinu a řečtinu.

Tabulka českých znaků Unicode

Externí odkazy

- [http://unicode.org/ unicode.org] – oficiální stránky (anglicky)
- Jaromír Doleček: [http://www.ics.muni.cz/cgi-bin/toISO-8859-2.eng/bulletin/issues/vol08num05/dolecek/dolecek.html Unicode – cesta z chaosu kódování znaků]
- [http://www.decodeunicode.org/ DecodeUnicode] – Unicode wiki (anglicky, německy)
- [http://www.cl.cam.ac.uk/~mgk25/unicode.html UTF-8 and Unicode FAQ for Unix/Linux]
- [http://wiki.kn.vutbr.cz/wikipedia/convert.html Javascriptový nástroj pro převod znaků pro weby, které neumějí kódovaní Unicode] ja:Unicode ko:유니코드 th:ยูนิโคด zh-min-nan:Thong-iōng-bé

Hmotnost

Hmotnost je fyzikální veličina, která vyjadřuje množství látky v tělese. Nesprávně se nazývá váha. Symbol veličiny: m (angl. mass) Základní jednotka: kilogram, značka jednotky: kg Další používané jednotky: tuna t, gram g, miligram mg, karát Planckova jednotka hmotnosti: 2,177 × 10^-8 kg Anglo-americké jednotky: libra, unce, kámen (stone), Starší jednotky: debet, talent, pud, ... Měřidla hmotnosti: váhy (rovnoramenné, nerovnoramenné, pružinové, elektronické) Jedním z důsledků speciální teorie relativity je ekvivalence hmotnosti a energie, vyjádřená vztahem E = mc², kde c je rychlost světla. Pozorovaným důsledkem je například tzv. hmotnostní deficit atomových jader. V teorii relativity je se hmotnost tělesa zvyšuje, když se pohybuje větší rychlostí. Odkazy:
- http://www.converter.cz/prevody/hmotnost.htm - popis a převody jednotek hmotnosti Category:Fyzikální veličiny Category:Hmota ja:質量 ko:질량 simple:Mass

Bouře

Slovo bouře může mít několik významů: V meteorologii:
- bouře (meteorologie) – cyklóna s velmi silnými větry
- konvekční bouře (konvektívní bouře) – prostorově omezená porucha v troposféře
- prachová bouře (písečná bouře) – silný vítr spojený s přenosem prachových částic (pískových)
- sněhová bouře – silný vítr spojený s přenosem sněhových a ledových částic
- tropická bouře – možný vývojový stupeň tropické cyklóny V geofyzice:
- ionosférická bouře – porucha ionosféry
- geomagnetická bouře – porucha magnetosféry Země
- šumová bouře – porucha způsobená Sluncem V literatuře:
- Bouře (hra) (:en:The Tempest (play)) – hra Williama Shakespeara
- Bouře a vzdor (hra) – hra F. M. Klingera
- Bouře a vzdor – německé literátní hnutí Vojenství:
- operace Pouštní bouře – dílčí operace války v Perském zálivu
- operace Bouře – operace chorvatské armády
- plán Bouře – plán na obsazení Varšavy při Varšavském povstání Slovem bouře se také označují ozbrojná povstání – svatodušní bouře, apod. Kategorie:Rozcestníky

Mrak

Oblak (lidově též mrak) je oblast nepravidelného tvaru v atmosféře, ve které jsou drobné kapičky vody nebo krystalky ledu; z dálky je vidět jako souvislý bílý nebo šedý objekt. Souvisejícím jevem je mlha, což je vlastně oblak při zemském povrchu.

Vznik

Oblaka obvykle vznikají kondenzací nasycených vodních par ve vzduchu. Teplý vzduch, který obsahuje vodní páry, stoupá vzhůru. Protože s výškou klesá atmosférický tlak, vzduch se rozpíná a tím ochlazuje. Po dosažení rosného bodu dochází ke kondenzaci nasycených par a vznikají drobné kapičky vody nebo krystalky ledu. Tento popis je však velmi zjednodušený, například tvorba kapiček závisí na přítomnosti kondenzačních jader a podobně. Vzhled oblaku závisí na hustotě částic a jejich velikosti. Srážkami se částice slučují, v závislosti na podmínkách se mohou v různých místech zvětšovat i zmenšovat a také vypadávat jako srážky.

Druhy oblaků

Oblaka se dělí do dvou základních kateogrií – slohy (lat. stratus) a kupy (lat. cumulus). Další dělení je podle výšky základny oblaku na vysoké, střední a nízké patro oblačnosti a oblaka velkého vertikálního rozsahu.

Podívejte se též na

Virga

Externí odkazy

- [http://meteo.astronomie.cz/klasifikace.html Atlas oblaků]
- [http://mraky.astronomie.cz/ Atlas oblaků II.]
- [http://astrokurz.wz.cz/19_Meteorologie.htm Malý kurs meteorologie] Kategorie:Počasí Kategorie:Meteorologie ja:雲 ko:구름 simple:Cloud th:เมฆ

Slunce

Složení Slunce

: V hmotnostních poměrech je Slunce složeno ze zhruba 3/4 vodíku a 1/4 hélia.

Struktura Slunce

Jádro

Vrstva v zářivé rovnováze

Konvektivní zóna

Tato vrstva o tloušťce asi 200 tisíc km se podobá hrnci s vroucí vodou. Studenější hmota padá směrem ke středu Slunce, ohřátá se dere k povrchu.

Fotosféra

Fotosféra je to, co na Slunci vidíme. Je na ní možné pozorovat vrcholky vystupujících proudů z konvektivní zóny. Nápadné jsou také sluneční skvrny a protuberance.

Chromosféra

Chromosféra je vcelku tenká vrstva nad fotosférou. Její teplota stoupá směrem od Slunce. Objevují se v ní chromosférické erupce.

Koróna

Koróna nemá vnější hranici a zasahuje hluboko do sluneční soustavy. Její teplota je okolo 1 500 000 K. Velmi dobře se dá pozorovat při zatměních Slunce.

Další drobné informace

Astronomický symbol pro Slunce je kruh s bodem uprostřed, v Unikódu ☉. Varovaní: přímý pohled do Slunce může poškodit zrak!

Externí odkazy

Měsíc (Země)

Měsíc je jediným známým přirozeným satelitem Země. Nemá jiné formální jméno než „Měsíc,“ i když je občas zván Luna (starý slovanský a zároveň latinský výraz pro „měsíc“), aby byl odlišen od běžných „měsíců.“ Jeho symbolem je srpek (Unicode: ☾). Kromě slova lunární se k odkazu na Měsíc používá též kmene selene nebo seleno (podle řecké bohyně měsíce Seléné) (selenocentrický, Selenité, atd.). Střední vzdálenost z Měsíce od Země je 384 403 kilometrů. Měsíční rovníkový průměr dosahuje hodnoty 3 476 kilometrů. Roku 1969 přistáli Neil Armstrong a Edwin Aldrin jako první lidé na Měsíci.

Dvě strany

Edwin Aldrin Edwin Aldrin Edwin Aldrin Edwin Aldrin Měsíc je v synchronní rotaci se Zemí, což znamená, že jedna strana Měsíce („přivrácená strana“) je stále obrácená k Zemi. Druhou, „odvrácenou stranu,“ z větší části nelze ze Země vidět, kromě malých částí poblíž okraje disku, které mohou být příležitostně spatřeny díky libraci. Většina odvrácené strany byla až do éry kosmických sond zcela neznámá. Tato synchronní rotace je výsledkem slapových sil, které zpomalovaly rotaci Měsíce v jeho rané historii, až došlo k rezonanci oběhu a rotace (vázané rotaci). Odvrácená strana je občas nazývána také „temnou stranou“. „Temná“ v tomto případě znamená „neznámá a skrytá“ a nikoliv „postrádající světlo“; ve skutečnosti přijímá odvrácená strana v průměru zhruba stejné množství slunečního světla jako přivrácená strana. Kosmická loď na odvrácené straně Měsíce je odříznuta od přímé radiové komunikace se Zemí. Odlišujícím rysem odvrácené strany je téměř úplná absence tmavých skvrn (oblastí s nízkým albedem), tzv. moří.

Oběh

Měsíc vykoná kompletní oběh asi jednou za kalendářní měsíc. Každou hodinu se Měsíc posune vzhledem ke hvězdám o vzdálenost zhruba rovnou jeho úhlovému průměru, přibližně o 0,5°. Měsíc se liší od většiny satelitů jiných planet tím, že je jeho orbita blízká rovině ekliptiky a nikoliv rovině zemského rovníku. Některé způsoby nazírání na oběh jsou podrobněji probrány v následující tabulce, ale dva nejběžnější jsou: siderický měsíc, což je doba úplného oběhu vzhledem ke hvězdám, trvající asi 27,3 dnů a synodický měsíc, což je doba, kterou zabere dosažení téže fáze, dlouhá přibližně 29,5 dne. Rozdíl mezi nimi je způsoben tím, že v průběhu oběhu urazí Země i Měsíc určitou vzdálenost na orbitě kolem Slunce. Gravitační přitažlivost, kterou Měsíc ovlivňuje Zemi, je příčinou mořského přílivu. Přílivová vlna je synchronizována s oběhem Měsíce kolem Země. Synchronnost rotace je přesná pouze v průměru, protože měsíční orbita má jistou výstřednost. Když je Měsíc v perigeu (přízemí), jeho rotace je pomalejší než pohyb po oběžné dráze, což nám umožňuje vidět asi osm stupňů délky z jeho východní (pravé) strany navíc. Na druhou stranu, když se Měsíc dostane do apogea (odzemí), jeho rotace je rychlejší než pohyb po oběžné dráze, což odkrývá dalších osm stupňů délky z jeho západní (levé) strany. To se nazývá optickou librací v délce. Slapová vzdutí Země způsobená měsíční gravitací se zpožďují za odpovídající polohou Měsíce kvůli odporu oceánského systému – především kvůli setrvačnosti vody a tření, jak se přelévá přes oceánské dno, proniká do zálivů a ústí řek a zase se z nich vrací. Následkem toho je část zemského rotačního momentu pozvolna přeměňována do oběhového momentu Měsíce, takže se Měsíc pomalu vzdaluje od Země rychlostí asi 38 mm za rok. Protože je měsíční orbita nakloněna k zemskému rovníku, Měsíc se zdá oscilovat nahoru a dolů (podobně jako lidská hlava, když pokyvuje na souhlas) při svém pohybu v ekliptikální šířce (deklinaci). Tento jev se nazývá optická librace v šířce a odkrývá pozorovateli z polárních oblastí Měsíce asi sedm stupňů šířky. Na konec, protože je Měsíc vzdálen jen asi 60 zemských poloměrů, pozorovatel na rovníku vidí Měsíc v průběhu noci ze dvou bodů vzdálených od sebe jeden zemský průměr. Tato vlastnost se nazývá optická librace paralaktická a odkrývá asi jeden stupeň měsíční délky. Země a Měsíc obíhají okolo jejich barycentra nebo obecněji těžiště, které leží asi 4700 km od zemského středu (asi 3/4 cesty k povrchu). Protože se barycentrum nachází pod povrchem Země, zemský pohyb se dá obecně popsat jako „kolébání“. Podíváme-li se ze zemského severního pólu, Země a Měsíc rotují proti směru hodinových ručiček okolo jejich os; Měsíc obíhá Zemi proti směru hodinových ručiček a Země obíhá Slunce také proti směru hodinových ručiček. Může vypadat podivně, že sklon lunární orbity a vychýlení měsíční osy rotace jsou v přehledu vypsány jako významně se měnící. Zde je třeba poznamenat, že sklon orbity je měřen vzhledem k primární rovníkové rovině (v tomto případě zemské) a vychýlení osy rotace vzhledem k normále vůči rovině orbity satelitu (měsíční). Pro většinu satelitů planet, nikoliv však pro Měsíc, tyto konvence odrážejí fyzikální realitu a jejich hodnoty jsou proto stabilní. Země a Měsíc formují prakticky „dvojplanetu“: jsou těsněji spjati se Sluncem než jeden s druhým. Rovina měsíční orbity zachovává sklon 5,145 396° vzhledem k ekliptice (orbitální rovině Země) a měsíční osa rotace má stálou výchylku 1,5424° vzhledem k normále na stejnou rovinu. Rovina měsíční orbity vykonává rychlou precesi (tj. její průnik s ekliptikou rotuje ve směru hodinových ručiček) během 6793,5 dnů (18,5996 let), kvůli gravitačnímu vlivu zemské rovníkové deformace. V průběhu této periody se proto zdá, že sklon roviny měsíční orbity kolísá mezi 23,45° + 5,15° = 28,60° a 23,45° - 5,15° = 18,30°. Současně se jeví, že výchylka osy měsíční rotace vzhledem k normále na rovinu oběžné dráhy měsíce kolísá mezi 5,15° + 1,54° = 6.69° a 5,15° - 1,54° = 3,60°. Za povšimnutí stojí, že výchylka zemské osy také reaguje na tento proces a sama kolísá o 0,002 56° na každou stranu kolem své průměrné hodnoty; tento jev se nazývá nutace. Body, ve kterých Měsíc protíná ekliptiku se nazývají „lunární uzly“: severní (neboli vzestupný) uzel je tam, kde Měsíc měsíc přechází k severu ekliptiky; jižní (neboli sestupný) je tam, kde přechází k jihu. Zatmění Slunce nastává, pokud se uzel střetne s Měsícem v novu; zatmění Měsíce, pokud se uzel střetne s Měsícem v úplňku.

Původ

Sklon měsíční dráhy činí dost nepravděpodobnou možnost, že by se Měsíc vytvořil spolu se Zemí nebo že by byl zachycen později. Jeho původ je předmětem mnoha vědeckých debat. Jedna z dřívějších spekulací – teorie odtržení předpokládala, že se Měsíc odtrhl ze zemské kůry vlivem odstředivé síly, zanechávaje za sebou dnešní oceánské dno jako jizvu. Tento koncept by však vyžadoval příliš rychlou počáteční rotaci Země. Někteří si mysleli, že se Měsíc zformoval jinde a byl zachycen na nynější oběžnou dráhu (teorie zachycení). Jiní dávali přednost teorii společné akreace, podle níž vznikly Země a Měsíc zhruba ve stejné době z akreačního disku. Tato teorie neumí vysvětlit nedostatek železa na Měsíci. Další navrhli, že se Měsíc mohl zformovat z úlomků zachycených na oběžnou dráhu po kolizi asteroidů nebo planetesimál. V současné době je přijímána Teorie velkého impaktu, podle níž Měsíc pochází z vyvrženého materiálu po kolizi formující se žhnoucí Země s planetesimálou velikosti Marsu (pracovně zvanou Theia). Určená geologická období Měsíce jsou definována na základě datování různých významných impaktů v měsíční historii. Slapové sily deformovaly dříve žhavý Měsíc do tvaru elipsoidu s jeho hlavní osou nasměrovanou k Zemi.

Fyzikální charakteristiky

Složení

Před více než 4,5 miliardami let pokrýval povrch Měsíce tekutý oceán magmatu. Vědci se domnívají, že jeden typ lunárních kamenů, KREEP (K – draslík, REE – rare earth elements – na Zemi vzácné prvky, P – fosfor) reprezentuje po chemické stránce zbytek tohoto magmatického oceánu. KREEP je vlastně směsice toho, co vědci nazývají „nekompatibilní prvky“: ty, které se nemohly zapojit do krystalické struktury, zůstaly mimo ni a vyplavaly na povrch magmatu. Pro výzkumníky je KREEP vhodným svědkem schopným podat zprávu o vulkanické historii měsíční kůry a zaznamenat frekvenci dopadů komet a jiných nebeských těles. Měsíční kůra je složena z množství různých prvků, včetně uranu, thoria, draslíku, kyslíku, křemíku, hořčíku, železa, titanu, vápníku, hliníku a vodíku. Při bombardování kosmickým zářením vyzařuje každý prvek zpět do vesmíru vlastní radiaci jako gama paprsky. Některé prvky jako uran, thorium a draslík jsou radioaktivní a produkují gama paprsky samy o sobě. Gama paprsky jsou však, nezávisle na tom, co je způsobuje, pro každý prvek navzájem různé — všechny produkují jedinečné spektrální čáry, detekovatelné spektrometrem. Kompletní globální zmapování Měsíce podle míry výskytu těchto prvků dosud nebylo provedeno. Některé kosmické lodě jej však uskutečnily na části Měsíce; sonda Galileo se touto činností zabývala během svého průletu kolem Měsíce v roce 1992. [http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00131] Věří se, že celkové složení Měsíce je podobné jako zemské až na nedostatek těkavých prvků a železa.

Geografie povrchu

1992] Měsíc je pokryt desítkami tisíc kráterů o průměru větším než 1 kilometr. Většina je stará stovky miliónů nebo miliardy let; nepřítomnost atmosféry, počasí a nových geologických procesů zajišťuje, že většina z nich zůstane prakticky navždy zachována. Největší kráter na Měsíci a vskutku největší známý kráter ve sluneční soustavě tvoří pánev South Pole-Aitken. Tento kráter se nachází na odvrácené straně poblíž jižního pólu, má 2 240 km v průměru a hloubku 13 km. Tmavé a relativně jednotvárné měsíční pláně se nazývají moře (latinsky mare, v množném čísle maria), protože staří astronomové věřili, že jde o moře naplněná vodou. Ve skutečnosti se jedná o rozlehlé prastaré čedičové proudy lávy, které vyplnily pánve velkých impaktních kráterů. Světlejší vrchoviny se označují jako pevniny (latinsky terra, v množném čísle terrae). Moře se nacházejí téměř výhradně na přivrácené straně Měsíce, na odvrácené je pouze několik rozptýlených fleků. Vědci se domnívají, že asymetrie v měsíční kůře je způsobena synchronizací mezi měsíční rotací a oběhem kolem Země. Tato synchronizace vystavuje odvrácenou stranu Měsíce častějším dopadům asteroidů a meteoridů než přivrácenou stranu, u níž nebyla moře překryta krátery tak rychle. Nejsvrchnější část měsíční kůry tvoří nesoudržná kamenná vrstva rozdrcených hornin a prachu zvaná regolit. Kůra i regolit nejsou po celém Měsíci rozloženy stejnoměrně. Mocnost kůry kolísá od 60 km na přivrácené straně do 100 km na odvrácené straně. Tloušťka regolitu se pohybuje od 3 do 5 m v mořích a od 10 do 20 m ve vrchovinách. V roce 2004 zjistil tým vedený Dr. Benem Busseym z Univerzity Johna Hopkinse na základě snímků získaných sondou Clementine, že čtyři hornaté oblasti lemující 73 km široký kráter Peary na měsíčním severním pólu se zdají být osvětleny po celý měsíční den. Tyto nejmenované „hory věčného světla“ mohou existovat díky extrémně malé výchylce měsíční osy, která na druhé straně umožňuje také existenci věčného stínu na dnech mnoha polárních kráterů. Na méně hornatém jižním pólu oblasti věčného světla nenajdeme, i když okraj kráteru Shackleton je osvětlen po 80% měsíčniho dne. Obrázky z Clementine byly získány, když severní měsíční polokoule zažívala letní období a není známo, zda se tyto čtyři hory v zimním období přece jen neskryjí do stínu.

Přítomnost vody

V průběhu času je Měsíc vytrvale bombardován kometami a meteoroidy. Mnoho z těchto objektů je bohatých na vodu. Sluneční energie ji následně disociuje (rozštěpí) na její základní prvky vodík a kyslík, které okamžitě unikají do vesmíru. Navzdory tomu existuje hypotéza, že na Měsíci mohou zůstávat významné zbytky vody buďto na povrchu nebo uvězněny v kůře. Výsledky mise Clementine naznačují, že malé zmrzlé kapsy ledu (zbytky po dopadu na vodu bohatých komet) mohou být nerozmraženy uchovány uvnitř měsíční kůry. Přestože se o kapsách uvažuje jako o malých, celkové předpokládané množství vody je dost významné — 1 km³. Jiné vodní molekuly mohly poletovat při povrchu a být zachyceny uvnitř kráterů na měsíčních pólech. Díky velmi mírné výchylce měsíční osy, jen 1,5°, do některých z těchto hlubokých kráterů nikdy nezasvitne světlo Slunce — je v nich trvalý stín. Clementine zmapovala ([http://www.lpi.usra.edu/research/clemen/clemen.html]) krátery na měsíčním jižním pólu ([http://www.lpi.usra.edu/research/clemen/2polar.gif]), které jsou zastíněny tímto způsobem. Je-li na Měsíci vůbec voda, pak by podle vědců měla být právě v těchto kráterech. Pokud tam je, led by mohl být těžen a rozštěpen na vodík a kyslík elektrárnami založenými na solárních panelech nebo nukleárním reaktorem. Přítomnost použitelného množství vody na Měsíci je důležitým faktorem pro osídlení Měsíce, neboť nákladnost přepravy vody (nebo vodíku a kyslíku) ze Země by podobný projekt prakticky znemožnila. Kameny z měsíčního rovníku sesbírané astronauty z Apolla neobsahovaly žádné stopy vody. Sonda Lunar Prospector ani dřívější mapování Měsíce, organizované například Smithsonovým ústavem, nepřinesly žádný přímý důkaz měsíční vody, ledu nebo vodních par. Pozorování sondy Lunar Prospector však přesto naznačují přítomnost vodíku v oblastech stálého stínu, který by se mohl nacházet ve formě vodního ledu.

Magnetické pole

Oproti Zemi má Měsíc velmi slabé magnetické pole. Zatímco část měsíčního magnetismu je považována za jeho vlastní (jako pásmo měsíční kůry zvané Rima Sirsalis), je možné, že kolize s jinými nebeskými tělesy jeho magnetické vlastnosti posílila. To, zda těleso sluneční soustavy bez atmosféry jako Měsíc může získat magnetismus díky dopadům komet a asteroidů, je vskutku dlouhotrvající vědeckou otázkou. Magnetická měření mohou poskytnout také informace o velikosti a elektrické vodivosti měsíčního jádra — tyto výsledky by vědcům pomohly lépe porozumět původu Měsíce. Například, pokud by se ukázalo, že jádro obsahuje více magnetických prvků (jako je železo) než Země, ubralo by to teorii velkého impaktu na věrohodnosti (i když jsou zde alternativní vysvětlení, podle kterých by měsíční kůra měla také obsahovat méně železa).

Atmosféra

Měsíc má relativně nevýznamnou a řídkou atmosféru. Jedním ze zdrojů této atmosféry je odplynování — uvolňování plynů, například radonu, který pochází hluboko z měsíčního nitra. Dalším důležitým zdrojem plynů je sluneční vítr, který je rychle zachycován měsíční gravitací.

Zatmění

Ač jde vskutku jen o shodu okolností, úhlové průměry Měsíce a Slunce viděné ze Země jsou v rámci svých změn schopny se navzájem překrývat, takže je možné jak úplné tak i prstencové zatmění Slunce. Při úplném zatmění Měsíc kompletně zakrývá sluneční disk a sluneční koróna je vidět pouhým okem. Protože se vzdálenost mezi Měsícem a Zemí během času velmi pomalu zvětšuje, úhlový průměr Měsíce se zmenšuje. To znamená, že před několika milióny let při slunečním zatmění Měsíc Slunce vždycky úplně zakryl a nemohlo nastat žádné prstencové zatmění. Na druhou stranu, za několik miliónů už nebude Měsíc schopen Slunce úplně zakrýt a žádná úplná zatmění už nebudou nastávat. Zatmění nastávají jen když jsou Slunce, Země a Měsíc v jedné přímce. Sluneční zatmění mohou nastat jen pokud je Měsíc v novu; zatmění Měsíce jen je-li v úplňku. Podívejte se také na Zatmění Slunce a Zatmění Měsíce.

Pozorování Měsíce

Zatmění Měsíce Měsíc (a také Slunce) se zdají být většími, když se přiblíží k horizontu. Je to čistě psychologický efekt (podívejte se na Měsíční iluze). Úhlový průměr Měsíce ze Země je asi půl stupně. Různé světleji a tmavěji zabarvené oblasti (především moře) tvoří vzor viděný různými kulturami jako Muž na Měsíci, králík a bizon i jinak. Krátery a horské hřbety také patří mezi nápadné měsíční rysy. Během nejjasnějšícho úplňku může mít Měsíc magnitudu asi −12,6. Pro srovnání, Slunce má magnitudu −26,8. Měsíc je nejjasnější v noci, ale občas je možné ho vidět i ve dne. Pro libovolné místo na Zemi kolísá největší výška Měsíce ve dne ve stejných mezích jako největší výška Slunce a závisí na ročním období a měsíční fázi. Například v zimě putuje Měsíc nejvýše, pokud je v úplňku a v úplňku putuje nejvýše právě v zimě. Podívejte se také na: Měsíční fáze.

Průzkum Měsíce

Měsíční fáze se připravuje na sestup k povrchu Měsíce]] Měsíční fáze stojí vedle balvanu na Taurus-Littrow během třetí EVA]] První člověkem vyrobený předmět, který dosáhl Měsíce, byla automatická sovětská sonda Luna 2, která na něj dopadla 4. září 1959 ve 21:02:24 Z. Odvrácená strana byla poprvé vyfotografována 7. října 1959 sovětskou sondou Luna 3. Luna 9 byla první sondou, která měkce přistála na Měsíci a 3. února 1966 přenesla obrázky měsíčního povrchu. Prvním umělým satelitem Měsíce byla sovětská sonda Luna 10 (odstartovala 31. března 1966). Členové posádky Apolla 8, Frank Borman, James Lovell a William Anders, se 24. prosince 1968 stali prvními lidmi, kteří na vlastní oči viděli odvrácenou stranu Měsíce. Lidé poprvé přistáli na Měsíci 20. června 1969, čímž vyvrcholil studenou válkou inspirovaný vesmírný závod mezi Sovětským svazem a Spojenými státy americkými. Prvním mužem kráčejícím po měsíčním povrchu byl Neil Armstrong, velitel americké mise Apollo 11. Posledním člověkem, který stál na Měsíci, byl Eugene Cernan, který v rámci mise Apollo 17 kráčel po Měsíci v prosinci 1972. Podívejte se také na: Kompletní seznam měsíčních astronautů. Posádka Apolla 11 nechala na Měsíci 23×18 cm destičku z nerez oceli na oslavu přistání, která je schopna přinést základní informace o návštěvě jakýmkoliv jiným bytostem, které by ji mohly vidět. Nápis na ní praví: :Zde se lidé z planety Země poprvé dotkli nohama Měsíce. Červenec, LP 1969. :Přišli jsme v míru jménem celého lidstva. Destička zobrazuje dvě strany planety Země a je podepsána třemi astronauty a prezidentem USA Richardem Nixonem. Měsíční vzorky přivezené na Zemi pocházejí z šesti misí s lidskou posádkou a ze tří misí Luna (číslo 16, 20 a 24). V únoru 2004 se americký prezident George W. Bush přihlásil k plánu na obnovení letů k Měsíci s posádkou do roku 2020. V září 2005 organizace NASA upřesnila tyto plány a oznámila jako cílové datum nového přistání lidí na Měsíci rok 2018. Evropská vesmírná agentura stejně jako Čínská lidová republika, Japonsko a Indie mají také plán na brzké vypuštění sond na průzkum Měsíce. Evropská sonda Smart 1 odstartovala 27. září 2003 a vstoupila na měsíční oběžnou dráhu 15. listopadu 2004. Bude sledovat měsíční povrch a vytvářet jeho rentgenovou mapu. [http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/2818551.stm] [http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=36091] Čína deklarovala ambiciózní plány na výzkum Měsíce a zkoumání vhodných nalezišť pro těžbu na Měsíci, zvláště hledání izotop hélium 3 využitelného jako energetický zdroj na Zemi. [http://space.com/missionlaunches/china_moon_030304.html] Japonsko a Indie se také chystají k Měsíci. Japonci již načrtli plány svých nadcházejících misí k našemu sousedovi: Lunar-A [http://www.jaxa.jp/missions/projects/sat/exploration/lunar_a/index_e.html] a Selene [http://www.jaxa.jp/missions/projects/sat/exploration/selene/index_e.html]. Japonskou vesmírnou agenturou (JAXA) je dokonce plánována obydlená lunární základna. Prvním pokusem Indie byl automatický orbitální satelit Chandrayan. Pokud jsme na povrchu Měsíce a chceme se odpoutat jak od Měsíce tak i od Země, potřebná úniková rychlost je druhou odmocninou součtu čtverců jednotlivých únikových rychlostí — 2,4 km/s (od Měsíce) a 1,5 km/s (od Země) dají celkově 2,8 km/s. Využijeme-li tedy orbitální rychlost 1,1 km/s a urychlíme-li se o 2,4 km/s, je to dohromady dost nejen k opuštění Měsíce, ale také k opuštění Země.

Lidské poznání Měsíce

Mýty a lidová kultura

Podívejte se na: Měsíc (mytologie).

Astrologie

Podívejte se na: Měsíc (astrologie)

Vědecké poznání

5 000 let starý otesaný kámen v irském Knowth asi reprezentuje měsíc a je-li tomu tak, jde o nejstarší dosud objevené zobrazení. Ve středověku, ještě před objevením dalekohledu, již někteří lidé uznali Měsíc za sféru, i když si mysleli, že je „dokonale hladký“. sféru Měsíci]] Leonardo da Vinci v Leicesteerském kodexu (napsán mezi 1506 a 1510), poprvé prohlásil, že Měsíc je hmotné těleso těžší než vzduch; současně správně vysvětlil jev tzv. popelavého svitu jako odraz záře Země od měsíčního povrchu[http://www.amnh.org/exhibitions/codex/2A2r.html]. V roce 1609 nakreslil Galileo Galilei do své knihy Sidereus Nuncius jednu ze svých prvních kreseb Měsíce pozorovaného dalekohledem a poznamenal, že není hladký, ale má krátery. Později v 17. století nakreslili Giovanni Battista Riccioli a Francesco Maria Grimaldi mapu Měsíce a pojmenovali řadu kráterů jmény, která známe dodnes. Na mapách se temné části měsíčního povrchu nazývají „moře“ (latinsky mare, v množném čísle maria) a světlejší části jsou pevniny (latinsky terra, v množném čísle terrae). Možnost existence vegetace na Měsíci či dokonce osídlení „selenity“ byla seriózně zmiňována některými významnými astronomy až do prvních desetiletí 19. století. Ještě v roce 1835 se řada lidí nechala napálit sérií článků v deníku New York Sun o smyšleném objevu exotických zvířat žijících na Měsíci. Naproti tomu prakticky ve stejné době (během let 1834–1836) publikovali Wilhelm Beer a Johann Heinrich Mädler své čtyřdílné kartografické dílo Mappa Selenographica a v roce 1837 knihu Der Mond, která solidním způsobem zdůvodnila závěr, že Měsíc nemá žádné vodní plochy ani patrnou atmosféru. Spornou otázkou zůstávalo, zda rysy Měsíce mohou podléhat změnám. Někteří pozorovatelé prohlašovali, že jisté malé krátery se objevují a zase mizí, ve 20. století se však zjistilo, že jde o omyly, vzniklé pravděpodobně odlišnými světelnými podmínkami nebo nepřesnostmi ve starých nákresech. Na druhou stranu dnes víme, že občas dochází k jevu odplynování. Během nacistického období v Německu prosazovali nacističtí vůdci teorii Welteislehre, která prohlašovala, že Měsíc je tvořen pevným ledem. Odvrácená strana Měsíce byla zcela neznámá až do průletu sondy Luna 3 v roce 1959. Její rozsáhlé zmapování bylo provedeno v rámci programu Lunar Orbiter v 60. letech 20. století.

Podívejte se také na

- Modrý měsíc
- Detailní fotografie Měsíce v úplňku
- Lunární geologická časová osa
- Měsíční moře
- Kolonizace Měsíce
- Seléne, řecká bohyně měsíce
- Chang'e (mytologie), čínská bohyně měsíce
- Dočasné měsíční úkazy
- Měsíční meteority

Externí odkazy

Měsíční fáze

- [http://tycho.usno.navy.mil/vphase.html US Naval Observatory: fáze Měsíce pro libovolný datum a čas 1800–2199 n.l.] (anglicky)
- [http://www.amastro.org/at/mo/mopo.gif Schéma měsíčních fází] (anglicky)

Vesmírné mise

- [http://www.lpi.usra.edu/research/lunar_orbiter/ Digitální fotografický atlas Měsíce z programu Luar Orbiter] (anglicky)
- [http://www.apolloarchive.com/apollo_archive.html Archív projektu Apollo] (anglicky)
- [http://www.cmf.nrl.navy.mil/clementine/clib/ Prohlížeč obrázků Měsíce ze sondy Clementine] (anglicky)

Vědecké

- http://moon.astronomy.cz/
- [http://www.solarviews.com/eng/moon.htm The Moon – od Rosanny a Calvina Hamiltonových] (anglicky)
- [http://seds.lpl.arizona.edu/nineplanets/nineplanets/luna.html The Moon – od Billa Arnetta] (anglicky)
- [http://www.inconstantmoon.com „Nestálý Měsíc“ – od Kevina Clarka] (anglicky)
- [http://www.moonsociety.org The Moon Society (neziskový výukový web)] (anglicky)
- [http://cps.earth.northwestern.edu/GHM/ Geologická historie Měsíce od Dona Wilhelmse] (anglicky)

Mýty a folklór

- [http://www.straightdope.com/classics/a2_337.html „Nestávají se podivné věci, když je měsíc v úplňku?“ od Cecila Adamse] (The Straight Dope, anglicky)
- [http://www.infoplease.com/spot/bluemoon1.html „Jednou za modrý (uherský) měsíc - Co je to modrý měsíc?“ od Ann-Marie Imbornoni] (anglicky)
- [http://www.suite101.com/article.cfm/folklore/10667 „Měsíc ve folklóru“ - od Virginie Marin] (anglicky)
- [http://www.laputanlogic.com/articles/2004/04/05-0001.html „Králík na Měsíci“ - od Johna Hardyho] (anglicky)

Jiné

- [http://www.perseus.gr/Astro-Lunar-Scenes-Apo-Perigee.htm Měsíc v apogeu a perigeu] (pozoruhodné fotografické porovnání, anglicky)
- [http://www.straightdope.com/classics/a2_110.html Proč se zdá Měsíc větší poblíž horizontu?] (The Straight Dope, anglicky)
- [http://www.badastronomy.com Špatná astronomie]: Dr. Philip Plait, profesor astronomie na Státní univerzitě v Sonomě v Kalifornii, na tomto webu vysvětluje mnoho případů nekorektní astronomie a fyziky prezentované veřejnosti, včetně astrologie a označování programu Apollo za podvod. (anglicky)
- [http://news.bbc.co.uk/2/hi/world/monitoring/media_reports/1399132.stm 'Falšované' snímky Měsíce – zpráva BBC] (anglicky)
- [http://www.redzero.demon.co.uk/moonhoax/ Web Moonhoax] (anglicky)
- [http://www.moonpeople.com Úplná příručka k zemskému Měsíci] (včetně diskusního fóra, anglicky)
- [http://astrosurf.com/avl/ Virtuální atlas Měsíce, program, včetně české lokalizace] Kategorie:Země Kategorie:Měsíce ja:月 ko:달 ms:Bulan (satelit) simple:Moon th:ดวงจันทร์ zh-min-nan:Go̍eh-niû

Venuše (planeta)

Venuše je druhou planetou od Slunce, pojmenovaná po římské bohyni Venuši. Je to terestrická planeta, co do velikosti a hrubé skladby velmi podobná Zemi; někdy ji proto nazýváme "sesterskou planetou" Země. Ačkoliv orbity všech ostatních planet jsou elipsami, orbita Venuše je jediná téměř kružnicí, se Sluncem pouze o 0,7% mimo skutečný střed Venušiny oběžné dráhy. Protože je Venuše ke Slunci blíže než Země, najdeme ji na obloze vždy zhruba ve stejné vzdálenosti od Slunce (největší elongace je 47,8°), takže ji ze Země lze vidět jen před svítáním nebo po soumraku. Proto je někdy označována jako "Jitřenka" nebo "Večernice", a pokud se objeví, jde o zdaleka nejsilnější bodový zdroj světla na obloze. Někteří lidé ale dokáží rozpoznat její fázi pouhým okem. Výjimečně lze Venuši pouhým okem spatřit i ve dne. Venuše byla známa už starým Babylóňanům kolem 1600 př. n. l. a pravděpodobně byla známa dlouho předtím v prehistorických dobách kvůli své jasné viditelnosti. Jejím symbolem je stylizované znázornění bohyně Venuše držící zrcadlo: kruh s malým křížem pod ním (v Unicode: ♀).